\chapter{天体}
\section{天体数据库}
\subsection{天文资源}
http://lifeng.lamost.org/html/data.htm
\subsection{一些天体数据库}
https://www.zhihu.com/question/42889042?sort=created
\subsection{PDSAsteroid/DustArchive}
囊括了小行星、行星卫星、陨石、彗星等小天体的数据。

PDSAsteroid/DustArchive
ThisarchivesiteprovidesaccesstoPDSdataonasteroids,dust,planetarysatellites,meteorites,andselectedothersmallsolarsystembodiesandlaboratorydata.Usethelinksbelowtoselectdatabytargettype,bydatatype,orbymission.
Selectdatabydatatype:
Altimetry
Plasma/Particles/Magnetosphere-NEARMagnetometer
ImageData
MapsandMosaics
Nuclear
Orbitaldata,includingproperelementsanddynamicalfamilies
PhotometryandLightcurves
PhysicalProperties,includingspinvectors,taxonomicclassification,albedos,densities,anddiameters
Polarimetry
Radar
RadioScience
ShapeModels
GravityModels
SPICEKernels
SpectrophotometryandSpectra
Other,includingnamesandid's,andbibliography
Selectdatabytargettype:
AllAsteroidData
AllDustData
NearEarthObjects
TNOs,Centaurs,andPluto
PlanetarySatellites
Meteorites
Meteoroids
Comets
LaboratorySpectra
Selectdatabymission:
BOPPS:Ceres
Cassini:InterplanetarydustandSmallsatelliteshapemodels.
Dawn:4Vesta,1Ceres
Galileo:243Ida,951Gaspra,Smallplanetarysatellites,Interplanetarydust.
Giotto:1P/Halley(1682Q1)
Hayabusa:25143Itokawa
HubbleSpaceTelescope:1Ceres,4Vesta.
IRAS:Interplanetarydust,Asteroids
LADEE:Lunardust
Mariner9:Deimos
MSX:Interplanetarydust,Asteroids,Comets.
NEAR:433Eros,253Mathilde,C/Hyakutake(1996B2).
NEOWISE
NewHorizons:Pluto,PlutoandJupitersatellites,andTNOs.
OSIRIS-REx:101955Bennu
Rosetta:2867Steins,21Lutetia
Stardust:5535Annefrank
Ulysses:Interplanetarydust.
Vega1and2:1P/Halley(1682Q1)
VikingOrbiter:Phobos,Deimos.
Voyager1and2:Smallplanetarysatellites.
ForhelpinnavigatingthedirectorystructureandfiletypesofPDSdatasets,seetheSmallBodiesNodepage"HowtoApproachaPDSDataSet".
\subsubsection{PDS小行星/粉尘存档}
该存档站点可访问有关小行星，尘埃，行星卫星，陨石以及某些其他小型太阳系物体和实验室数据的PDS数据。使用下面的链接按目标类型，数据类型或任务选择数据。按数据类型选择数据：测高仪等离子/颗粒/磁层-NEAR磁力计图片资料地图和马赛克核轨道数据，包括适当的元素和动力学族光度学和光曲线物理性质，包括自旋向量，分类学分类，反照率，密度和直径极化法雷达无线电科学形状模型重力模型香料仁分光光度法和光谱其他，包括名字，ID和书目按目标类型选择数据：所有小行星数据所有粉尘数据近地物体TNO，半人马和冥王星行星卫星陨石流星体彗星实验室光谱按任务选择数据：BOPPS：谷神星卡西尼号：行星际尘埃和小型卫星形状模型。黎明：4Vesta，1Ceres伽利略号：243艾达（Ida），951加斯普拉（Gaspra），小型行星状卫星，行星际尘埃。Giotto：1P/Halley（1682Q1）鸟：25143丝川哈勃太空望远镜：1谷星，4颗维斯塔。IRAS：行星际尘埃，小行星拉德：月尘水手9：DeimosMSX：行星际尘埃，小行星，彗星。NEAR：433Eros，253Mathilde，C/Hyakutake（1996B2）。新世界新视野：冥王星，冥王星和木星卫星以及TNO。OSIRIS-REx：101955Bennu罗塞塔（Rosetta）：2867斯坦因斯（21Lutetia）星尘：5535安妮弗兰克尤利西斯：星际尘埃。Vega1和2：1P/Halley（1682Q1）维京轨道飞行器：火卫一，狄莫斯。旅行者1和2：小型行星状卫星。有关在导航PDS数据集的目录结构和文件类型方面的帮助，请参见“小型实体”页面“如何处理PDS数据集”。
\subsubsection{title}
JPLSmall-Bodydatabasehttps://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=79056

IAUMinorPlanetCenterhttp://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=79056

DAMITDatabasehttp://astro.troja.mff.cuni.cz/projects/asteroids3D/web.php?page=db\_asteroid\_detail\&asteroid\_id=1429
\subsubsection{PlanetaryFactSheet-Metric}
太阳系十大行星数据

https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/
\section{太阳的三维结构}
\subsection{热核反应区}
热核反应区位于太阳的球中心，在这里每秒6亿吨氢原子聚变生成5.96亿吨氦原子，损失4百万吨氢原子，产生$3.8x10^23$kW功率。计算认为，热核反应区的最外层距离太阳球心约为太阳半径的10-25\%，体积约为整个太阳体积的1\%-1/64，这部分的体积虽然小，然而它所包含的质量却占了整个太阳质量的一半以上，密度也大得惊人，平均可达每立方厘米160克，是水的160倍，温度更高达1500万摄氏度，压力达3000亿个大气压。热核反应区产生了99\%的太阳能量。
\subsection{辐射层}
辐射层位于热核反应区之外，其范围从太阳内部25\%到71\%个太阳半径区域。太阳核心产生的能量，通过这个区域向外辐射，辐射区气体温度平均约为700万摄氏度，密度约为每立方厘米15克，体积约占太阳的一半。

核聚变产生能量向外辐射仅仅靠散射，在折射率很高很高的地方，有非常低的相速度，所以非常缓慢地向着太阳表面传播，从产生到沿着半径方向向外传播的最开始500Mm（太阳半径大概是700Mm）需要1000万年，传输速度仅为50米/年。
\subsection{对流层}
对流层处于辐射层的外面，大约在71-75\%半径(约500Mm)到太阳表层的区域，温度约为50万摄氏度 ，密度也降至每立方米150千克。这里温度差引起太阳的等离子体对流现象，太阳内部的热量以对流的形式在对流区向太阳表面传输。

辐射区之外光学厚度随着半径变得越来越大，对于辐射的阻碍也变得越来越大，与此同时温度下降的梯度开始变大，所以，气体开始变得不稳定，深200Mm到接近太阳表面的区域内，对流表现出很多观测上的现象：[300s的太阳震荡]，[米粒组织的脉动]，[亚米粒组织]，[超米粒组织]，等等。


\subsection{太阳大气}
对流层外部是太阳大气。

为了方便研究，现在一般把太阳大气分成五层，从内部到外部依次是： 光球层，色球层，过度区，日冕，太阳风区域（或者是外日冕）。
\begin{figure}
	\includegraphics[scale=0.3]{ResponseOfSolaratmosphere}
	\caption{Response of the solaratmosphere to magnetic field evolution in a coronal hole region [S. H . Yang etal 2009]\label{ResponseOfSolaratmosphere}}
\end{figure}
\subsection{光球层}
Response of the solaratmosphere to magnetic field evolution in a coronal hole region [S. H . Yang etal 2009]
光球层就是我们平常在无遮挡情况下看到的太阳圆面，是辐射出绝大部分可见光的部分，而6000K的“太阳表面温度”，指的就是这个光球层的温度。通常所说的太阳半径也是指从中心到光球的半径。光球的表面是气态的，其平均密度只有水的几亿分之一，但它的厚度达500千米，所以光球是不透明的，这里有米粒组织现象和太阳黑子现象，都是下面对流层的活动造成的。
\subsection{太阳黑子}
太阳黑子是在太阳的光球层上发生的一种太阳活动，是最常见、最明显的太阳活动。一般认为，太阳黑子实际上是太阳表面一种炽热气体的巨大漩涡，温度大约为3000-4500℃。因为其温度比太阳的光球层表面温度要低1000到2000摄氏度，所以看上去像一些深暗色的斑点。一个发展完全的黑子由较暗的核和周围较亮的部分构成，中间凹陷大约500千米。一个小黑子大约有1000千米，而一个大黑子则可达20万千米。太阳黑子的形成与太阳磁场有密切的关系。但是它到底是如何形成的，天文学家对这个问题还没有找到确切的答案。不过科学家推测，极有可能是强烈的磁场改变了某片区域的物质结构，从而使太阳内部的光和热不能有效地到达表面，形成了这样的“低温区”。

太阳黑子很少单独活动，通常是成群出现。黑子的活动周期为11年，活跃时会对地球的磁场产生影响，当太阳上有大群黑子出现的时候，会出现磁暴现象使指南针乱抖动，不能正确地指示方向；平时很善于识别方向的信鸽会迷路；无线电通讯也会受到严重阻碍，甚至会突然中断一段时间，这些反常现象将会对飞机、轮船和人造卫星的安全航行，还有电视传真等等方面造成严重威胁。
\subsection{米粒组织}
米粒组织是太阳光球层上的一种日面结构，呈多角形小颗粒形状，用天文望远镜才能观测到。米粒组织的温度比米粒间区域的温度约高300℃，因此，显得比较明亮易见。虽说它们是小颗粒，实际的直径也有1000-2000千米。
\begin{figure}
	\includegraphics[scale=0.3]{ResponseOfSolaratmosphere}
	\caption{Response of the solaratmosphere to magnetic field evolution in a coronal hole region [S. H . Yang etal 2009]\label{ResponseOfSolaratmosphere}}
\end{figure}
明亮的米粒组织很可能是从对流层上升到光球的热气团，不随时间变化且均匀分布，且呈现激烈的起伏运动。米粒组织上升到一定的高度时，很快就会变冷，并马上沿着上升热气流之间的空隙处下降；寿命也非常短暂，来去匆匆，从产生到消失，几乎比地球大气层中的云消散还要快，平均寿命只有几分钟，此外，近年来发现的超米粒组织，其尺度达3万千米左右，寿命约为20小时。

有趣的是，在老的米粒组织消逝的同时，新的米粒组织又在原来位置上很快地出现，这种连续现象就像我们日常所见到的沸腾米粥上不断地上下翻腾的热气泡。

米粒组织的光谱表明，各个米粒有局部的多普勒频移。由此可测出米粒的中心有每秒0.4千米的上升速度，并有每秒0.25千米的水平外流速度。光球实际是沸腾的太阳对流层的顶部，升到光球面上的对流元将多余的热量通过辐射散布到米粒上空，因此而变冷的气体就散开并沿米粒的外边缘向下流回对流层。米粒的中心温度比边缘至少高100度。个别米粒的寿命可达15分钟，用统计方法测出的平均寿命约为8分钟。米粒的亮度随高度而变化，各个米粒的亮度也不相同。常常可以看见一种寿命约为10分钟的特别亮的爆发米粒，以每秒1.5-2.0千米的速度膨胀成环状，然后破裂。

如图二是一张放大很多倍的太阳表面的可见光观测图像，中间黑色的是黑子，背景里黄色的米粒状结构就是米粒组织。
\subsection{超米粒组织}
超米粒组织（supergranulation）是太阳光球大尺度水平运动所导致的流场结构。在显示光球大尺度运动的高分辨率的照片上可以清晰地看到有上千个比米粒组织大得多的超米粒元组成规则的蜂窝状结构﹐因而得名。超米粒元通常简称为超米粒。光球米粒组织是光球亮度场不均匀性的表徵﹐超米粒组织则是光球速度场不均匀性的表徵。
\subsubsection{发现}
超米粒组织是哈特在1954年发现的。她在测定太阳自转速度时﹐发现光球上层存在一种大尺度水平方向的运动﹐1960年﹐莱顿以独特的单色分光照相技术开始“拍摄”宁静太阳光球的速度场﹐他和他的合作者对超米粒元的平均大小﹑寿命﹑水平速度等取得一系列重要研究结果﹐使得太阳光球上层水平运动的存在和意义真正为人们所了解。1970年﹐弗雷泽用多通道的太阳磁像仪对超米粒元进行了较全面的研究﹐特别在垂直速度以及超米粒组织，光球网络和色球网络之间的相关性等方面取得出色的成果。1973年天空实验室发射成功﹐对超米粒的空间观测也随之开始。
\subsubsection{相关数据}
单个超米粒的实际直径约为20,000～60,000千米。整个可见的宁静太阳半球总是保持大约 2,500个超米粒﹐由此可以推算出超米粒的平均实际直径约为35,000千米，实测结果约为30,000千米﹐这与从自相关分析得到的K线网络元的平均大小(约33,000千米)基本相符。超米粒的寿命短的是几小时﹐一般为20～40小时﹐平均约24小时或更长﹐同K线网络元的平均寿命大致相当。

根据多普勒频移测量任何一个超米粒的气体流动所获得的样式都是相同的。极区的和赤道区的超米粒之间也没有显著差异﹐在超米粒中心区域﹐气体以每秒约0.04千米的平均速度缓慢地上浮﹐随后便以每秒0.3～0.5千米的平均速度从中心区域向四周边缘流去﹐到了边缘才以每秒约0.09千米的平均速度下沉﹐这比中心区域上浮的平均速度大一倍。在超米粒中心区域和边缘存在垂直速度证实超米粒是由对流引起的。对超米粒进行的磁场观测表明﹕超米粒表面的纵向磁场强度约为2高斯﹐而在几个超米粒边缘的会合区域﹐纵向磁场的平均强度达50高斯左右﹐超米粒两侧边缘各处的磁场极性可以不同﹐但总有一种极性占优势。
\subsubsection{观测}
一度把超米粒组织看作是单纯的光球现象。但是观测表明﹔超米粒组织与光球大尺度磁场﹑光球网络﹑色球网络的关系都很密切。这不仅表现在超米粒中心区域的气体上升运动和边缘处的气体下降运动都至少渗透到色球下层(当然﹐相应的速度是下降了)﹐而且﹐根据多通道太阳磁像仪的观测﹐下降气流与磁斑﹑网络亮点之间存在着很好的对应关系。超米粒边缘处的下降运动呈现为一束束孤立的﹑直径约为7﹐000～10﹐000千米的下降气流﹐而超米粒边缘的磁场其强度可高达100高斯)﹐二者在位置﹑大小﹑形态上有很好的对应关系﹐在数值上﹐即磁斑的磁场强度和下降气流的速度也是线性相关的。不仅如此﹐磁斑和下降气流同色球网络﹑光球网络的亮点(即温度增高较大的区域)在位置﹑大小﹑形态上也有很好的对应关系。而且﹐磁斑的强度和下降气流速度同亮点的亮度在数值上也是线性相关的。根据实测证明﹐在超米粒组织﹑光球大尺度磁场﹑光球网络﹑色球网络之间也同样存在上述的密切对应关系。图为多通道太阳磁像仪对一小块宁静太阳区域以24×24的扫描孔径和0.25秒的累积时间进行扫描而取得的图像﹐图上的曲线是对20个超米粒取平均的结果﹐给出单个超米粒截面上的速度分布﹑光球纵向磁场分布以及同它对应的光球网络元﹑K线色球网络元的亮度分布。
\subsubsection{现象解释}
上述的观测事实曾经被解释为﹕流体压力大于磁压力时﹐等离子体运动决定了磁场结构﹐于是﹐超米粒中心区域向四周边缘的水平运动将磁力线集中到边缘处﹐而几个超米粒边缘相会合的区域便是等离子体向下流动汇聚得最为急剧的地方﹐在此形成下降气流﹐同时﹐这里也是磁力线最为集中的地方﹐因而形成磁斑。密集的磁力线向上贯穿﹑伸延﹐所经过的光球﹑色球区域因磁场产生的过量加热使局部温度升高而成为网络亮点﹐于是出现光球网络和色球网络。磁力线进入色球后﹐由于气体密度的急速下降﹐磁压力 丫???魈逖沽Ιo于是磁力线发散﹐而磁场结构又确定了等离子体的运动﹐因此随著高度的逐渐增高﹐网络的粗糙程度也逐渐增大。这样的理解描述出了一幅简明的动力学图像。然而﹐近来用磁像仪对超米粒边缘进行观测﹐所得结果对上述解释的关键之处不利﹕在边缘会合处﹐常见的是磁斑分裂并且其中的一部分以小于每秒1千米的速度向外移动﹐移动距离还不到5﹐000千米时便逐渐消失﹔也观测到新的磁流点浮现并以每秒1～2千米的速度快速移动。因此﹐会合处的磁斑究竟如何形成﹐有待进一步研究。
\subsubsection{理论现况}
根据超米粒的线度和寿命﹐一般认为超米粒是由比形成米粒粗大得多的长寿命的对流元产生的。据估计﹐超米粒的底部位于光球下太阳对流层中 7﹐000～10﹐000千米的深处。有人将超米粒的起源归因于光球深处的对流不稳定性﹐这种不稳定性与一次电离氦和二次电离氦有关。也有人认为超米粒组织的流场结构本身就是在对流层深处发生的磁场-对流运动相互作用的反映。
\subsection{色球层}
色球（Chromosphere）：恒星大气的一层，包围在光球层之外。平时，由于地球大气中的分子以及尘埃粒子散射了强烈的太阳辐射而形成“蓝天”，色球和日冕完全淹没在蓝天之中。只有在日全食的食既到生光（见日食）的短暂时刻内，观测者才能用肉眼看到太阳圆面周围的这一层非常美丽的玫瑰红色的辉光。它是早期的日全食观测者发现的，于1869年由洛基尔和弗兰克兰首先命名。红色是由于色球光谱中波长为6562.8埃的氢线 $H_\alpha$ 在亮度上占绝对优势的缘故。人们习惯地认为天体外层的温度总是低于内部。但是，在太阳大气层内却出现温度的反常分布。在厚度约2,000公里的色球层内，温度从4560K上升到100000K，而其他的一些物理参数（如密度、电离度等）和一些物理过程也发生巨大的变化。因此,色球物理状况的研究，引起了太阳物理学者很大注意。
\subsubsection{物理现象}
色球是一个充满磁场的等离子体层，在局部等离子体动能密度和磁能密度可相比拟时，能经常观测到等离子体和磁场之间的复杂的相互作用。由于磁场的不稳定性,常常会产生剧烈的耀斑爆发,以及与耀斑共生的爆发日珥、冲浪、喷焰等许多动力学现象。耀斑爆发时，还发射大量的远紫外辐射和X射线辐射以及高能粒子流。这些辐射对日地空间和地球高层大气影响很大。此外，色球、日冕等离子体和可变磁场以及由不稳定性引起的冲击波之间的相互作用，会产生大量不同频率的射电辐射，为色球、日冕物理性质和爆发现象的研究提供重要信息。因此，色球的研究无论对太阳物理还是对空间物理和地球物理，都有重要的意义。
\subsubsection{特性}
色球层平均厚度为2000千米，密度比光球层稀薄，温度从4560K上升到100000K；但发出的光只有光球层的几千分之一。

平时无法看到色球层，只有在发生日全食的时候，在暗黑日轮的边缘可以看到一弯红光，仅持续几秒钟，这就是色球的光辉。

光球顶部的温度为4300摄氏度，而色球顶部的温度100000度。这种反常现象到现在还没有找出确切的原因。

色球上最突出的特征是针状物。它们出现在日轮的边缘，像一些小火舌，偶尔腾出一束束的火柱。针状物从产生到消失只有10分钟左右的时间。
\subsection{太阳耀斑}
太阳耀斑(Solar flare)是发生在太阳大气局部区域色球层的一种最剧烈的爆发现象，在短时间内释放大量能量，引起局部区域瞬时加热，向外发射各种电磁辐射，并伴随粒子辐射突然增强。

由于太阳光球的背景辐射太强，大多数耀斑不能在白光中观测到，辐射增强主要是在某些谱线上，其中以氢的$H_\alpha$线（波长6563埃，颜色为橙红色）和电离钙的H、K线（波长分别为3968埃和3934埃）最为突出。当用这些单色光监视太阳色球层时，有时会在活动区附近的谱斑中看到局部小区域的突然增亮。增亮区由原有的谱斑亮度在几分钟内迅速增亮几倍甚至几十倍，然后在几十分钟至1～2小时内缓慢恢复至原有的谱斑亮度。1892年7月，美国天文学家海耳首次观测到了太阳耀斑的单色像。20世纪50年代以前，太阳耀斑主要是依靠$H_\alpha$单色光和可见区的光谱观测，这在地面上比较容易实现。因此，太阳耀斑的早先定义是指$H_\alpha$单色光看到的太阳色球谱斑中的突然增亮现象，也称为色球爆发。

多种手段的综合观测表明，耀斑发生时，从波长短于1埃的γ射线和X射线，直到波长达几公里的射电波段，几乎全波段的电磁辐射都有增强的现象，并发射能量$10^3-10^9$电子伏特的各种粒子流。其中，电磁辐射增强主要发生在短波辐射（X射线和紫外光）和射电波段。因此，耀斑更准确的定义应包括所有上述一系列的突变现象，而$H_\alpha$辐射的增强只是耀斑发生的一种次级标志。
\subsubsection{耀斑发现}
1859年9月1日的上午，英国天文爱好者卡林顿照例在自己的天文观测室里对太阳黑子进行常规的观测。令他不可思议的事情发生了，日面北侧一个大的复杂黑子群附近突然出现了两道极其明亮的白光，其亮度迅速增加，远远超过光球背景，明亮的白光仅维持了几分钟就很快消失了。同在这一天，英国天文学家霍奇森也看到了这次太阳上的突发现象。这是耀斑的第一次记录，同时也是白光耀斑的第一次记录。
\subsubsection{耀斑成因}
太阳大气中充满着磁场，磁场结构越复杂，越容易储存更多的磁能。

耀斑发生前所对应的黑子、磁场和$H_\alpha$观测 

当储存在磁场中的磁能过多时，会通过太阳爆发活动释放能量，太阳耀斑即是太阳爆发活动的一种形式。

长期的观测发现，大多数耀斑都发生在黑子群的上空，且黑子群的结构和磁场极性越复杂，发生大耀斑的几率越高。平均而言，一个正常发展的黑子群几乎几小时就会产生一个耀斑，不过真正对地球有强烈影响的耀斑则很少。
\subsubsection{耀斑分类}
根据观测手段的不同，主要分为光学耀斑、X射线耀斑等。通常，可见光范围内的单色光观测的耀斑习惯地称为光学耀斑，X射线波段观测的耀斑称为X射线耀斑，与质子事件相对应的耀斑则称为质子耀斑。
\subsubsection{光学耀斑}
英文名称：Optical solar flare

太阳爆发时光学波段亮度突然增强的现象，称为光学耀斑；波长在3900-7000埃之间。耀斑在氢的$H_\alpha$线和电离钙的H、K线上最为突出，非常有利于光学耀斑的观测。
\subsubsection{X射线耀斑}
英文名称：X-ray flare

太阳爆发时X射线通量突然增强的现象，称为X射线耀斑；波长在0.01-100埃之间。耀斑在极紫外波段有明显表现，可以用来监测。
\subsubsection{质子耀斑}
英文名称：Solar proton flare

在耀斑发射的粒子事件中，当地球同步轨道探测到的质子能量大于10兆电子伏的通量超过10pfu时，表明这种事件中有很强的质子流，即发生质子事件，与之相对应的源耀斑称为质子耀斑。在日地空间行星际磁场的引导下，日面东半球发射的质子一般到不了地球附近，因此质子耀斑主要发生在日面西半球。质子耀斑大多为M级及以上级别的耀斑，发生后1-2小时内能够在地球轨道附近观测到其引发的质子事件。
\subsubsection{白光耀斑}
白光耀斑是太阳耀斑中极为罕见的一种，由于能在白光范围内观测到而得名。太阳耀斑一般通过白光是不能观测到的，只有通过$H_\alpha$线和电离钙的H、K线才能观测到。但有时在$H_\alpha$线所看到的亮区中的一些更小的区域，通过白光也能看到突然增亮现象，持续时间大约几分钟，这就是白光耀斑。1859年卡林顿首次观测的太阳耀斑就是白光耀斑。
\subsubsection{耀斑能量}
耀斑的持续时间在几分钟到几十分钟内，在这短暂的时间里却能释放出$10^{20}\sim10^{25}$焦耳的巨大能量，这大约相当于上百亿颗巨型氢弹同时爆炸释放的能量，或者相当于十万至百万次强大火山爆发释放的能量总和，可见其威力之大。不过对于太阳这个巨大的能源来讲，它也不过只占太阳辐射总能量的万分之一左右。
\subsubsection{耀斑强度分级}
耀斑面积的大小是耀斑辐射规模的重要指数，国际上采用耀斑亮度达到极大时的面积作为耀斑级别的主要依据，同时定性的描述耀斑的极大亮度。根据耀斑的$H_\alpha$单色光面积大小，光学耀斑分为五级，分别以S、1、2、3、4表示。在级别后加F、N、B分别表示该光学耀斑在$H_\alpha$线中极大亮度是弱的、普通的、还是强的。所以最大最亮的耀斑是4B，最小最暗的是SF。

% Table generated by Excel2LaTeX from sheet 'Sheet1'
\begin{tabular}{rr}
	\caption{光学耀斑的分级标准}
	光学耀斑 &       耀斑面积 \\
	
	级别 & (单位：10-6太阳半球面积) \\
	
	S &       <100 \\
	
	1 &    100～250 \\
	
	2 &    250～600 \\
	
	3 &   600～1200 \\
	
	4 &      >1200 \\
	
\end{tabular}  

地球电离层对太阳软X射线辐射强度变化反应敏感，所以国际上也广泛采用1\~{}8埃的软X射线辐射强度对X射线耀斑进行定级。按照美国GOES卫星观测的软X射线峰值流量的量级将耀斑分成五级，分别为A、B、C、M和X，所释放能量依次增大。各等级后面的数值表示X射线峰值流量的具体数值。如，M2级表示耀斑软X射线峰值流量为$2\times10^{-2}$瓦/平方米。

一般来讲，C级以下的耀斑均为小耀斑；M级耀斑为中等耀斑；X级耀斑则为大耀斑。

2003年10月底至11月初期间的万圣节太阳风暴中（因正值西方万圣节期间而得名），太阳上爆发了一系列大耀斑事件。其中，11月4日爆发的X28级耀斑是GOES卫星观测以来的最大耀斑。

% Table generated by Excel2LaTeX from sheet 'Sheet1'
\begin{tabular}{|c|c|}
	\caption{X射线耀斑的分级标准}
	\hline
	{\bf X射线耀斑} & {\bf X射线的峰值流量} \\
	
	{\bf 级别} & {\bf (单位：瓦/平方米)} \\
	\hline
	A &      <10-7 \\
	\hline
	B &  10-7～10-6 \\
	\hline
	C &  10-6～10-5 \\
	\hline
	M &  10-5～10-4 \\
	\hline
	X &      >10-4 \\
	\hline
\end{tabular}  

\subsubsection{耀斑发生规律}
耀斑的发生频次随太阳活动周的变化表现出了11年左右的周期性，爆发位置随时间呈现蝴蝶图样的分布。在太阳活动极大年，平均每天都有M级以上级别的耀斑发生；而在太阳活动极小年，几乎全年都不发生一个M级以上级别的耀斑。

在一个太阳活动周中，X10级及以上级别耀斑大概出现10次左右，X级耀斑约为200次左右，而M级耀斑约为2000次左右。
\subsubsection{历史影响}
1859年9月，在卡林顿第一次观测到太阳耀斑爆发后的17.5小时之后，地磁台站记录到强烈地磁扰动。第二天，世界许多地方（包括我国河北等地）观察到了美丽的极光。

1942年2月27、28日，英国一雷达站接收到很强的噪音干扰，在这时间正好发生了大耀斑，一天后出现了大磁暴。

1956年9月23日，一些亚洲天文台观测到一个大耀斑，除伴有上述地球空间环境扰动外，还使地面宇宙线强度大大增强，而且耀斑产生后一小时，在地球背日面半球的极区附近发生了电离层异常吸收现象。更多的耀斑爆发事件的观测，让人们逐步认识到耀斑能够产生显著的地球环境扰动，影响到人类的生活。

2017年9月3日，由一个代号为AR2673的太阳黑子群引发的，在5天时间内已经爆发了10多次太阳大耀斑，其中9月4日爆发的太阳大耀斑还伴随有日冕物质抛射，并直接导致了中等太阳质子事件。
\subsubsection{空间飞行影响}
增强的紫外和X射线辐射使电离层中的电子浓度急剧增大，引发电离层突然骚扰，可导致短波无线电信号衰落，甚至中断。增强的紫外辐射被地球大气层直接吸收后，加热大气，大气的温度和密度升高，从而使人造卫星等空间飞行器的轨道发生改变；紫外辐射的增强还使得原子氧的密度突然增加，从而加快了原子氧对航天器表面的剥蚀作用。
\subsubsection{对通信的影响}
短波通信主要是靠F层的反射进行的。但是，在发生电离层突然骚扰时，由于D层附近的电子密度突然增大，穿过D层射向E层、F层并反射回地面的无线电波受到强烈的吸收，引起电波的衰减。D层电子密度越大，吸收越强。如果D层的电子密度非常大，以致短波通信的最高可用频率也遭到严重吸收，这时通信将发生中断。
\subsubsection{广播信号影响}
在实际生活中，在我们收听广播时，信号会突然变得杂乱，无法收听，有时我们调调频率，信号会清楚些，但有时却仍然无法听清楚，这种状况一般过不了多久就会自己恢复。这可能就是遥远的太阳爆发耀斑对广播信号的影响。
\subsubsection{对导航的影响}
甚低频导航或通信信号主要是在地面与电离层底部之间的一个波导之间传播，电波在地球和电离层之间来回反射传播，可以实现远距离的传播。当电离层发生突然骚扰时，由于D层的反射高度下降，电离层底部发生变化，导致低频或甚低频信号在给定的发射机和接收机之间的传播相位时延发生变化，严重时能产生几十公里的导航误差。
\subsubsection{耀斑预报}
耀斑预报是按照C级及以下、M级、X级三个等级，对1-3天内耀斑的发生概率及强度进行的短期预报。太阳耀斑的物理预报模型还没有建立起来，大都依赖于以黑子为中心的活动区的监测和历史相关资料的统计。
\subsubsection{警报级别}
对于耀斑的警报级别划定，通常以地球同步轨道卫星观测到的太阳X射线流量来表征，这里射线流量指在单位时间、单位面积上接收到的0.1-0.8纳米太阳X射线的辐射能量，单位是瓦/米2。不同量级的太阳X射线流量表示不同级别的X射线耀斑，射线流量大于$10^{-3}W/m^2$为强耀斑，发红色警报；射线流量大于$10^{-4}W/m^2$为中等耀斑，发橙色警报；射线流量大于$10^{-5}W/m^2$为弱耀斑，发黄色警报。太阳X射线耀斑引起地球向阳面电离层电子密度增加，影响短波无线电通信和低频导航系统。耀斑的级别越高，对短波通信和低频导航系统的影响愈严重。
\subsection{过渡区}
在大部分教科书中，太阳大气的结构被划分为光球，色球，日冕。在日冕和色球之间有一个温度突变的过渡区，过渡区厚约5百千米，温度从9000K迅速升高到50万度。因为过渡区非常薄，以至于这个区域内的压强可以看做是不变的，所以在温度升高两个数量级的同时，根据等压气体关系，密度减小了两个数量级。

过渡区是太阳大气层内介于色球和日冕中间的一区，只能在太空中使用紫外线望远镜看见。在TRACE太空船的FUV影像下可以看见过渡区，像一轮暗淡的光晕浮在黑暗的太阳（在FUV）和日冕表面之上。光轮也环绕在黑暗的日珥FUV影像周围，那儿包含了被磁场暂时支撑住的凝聚物质。 
\subsubsection{简介}
它的重要性在于一些未曾被说明，但在太阳大气物理中是很重要的转换：
在此之下，重力控制着太阳主要的形状特征，因此太阳能被水平的分层并描述特点（像是黑子）；在这之上，动力学的力量控制了太阳的主要特性，因此过渡区的高度不能分出层次很明确定义出来。

在此之下，多数的氦没有被完全的游离，所以他能有效的放出能量；在这之上，氦被完全的游离，对温度的平衡有深远的影响。
\subsubsection{形成谱线}
在此之下，物质是不透明的，颜色与谱线相关联，所以在过渡区下形成的谱线主要是红外线、可见光、近紫外线的吸收线；而在过渡区或其上的谱线，主要是远紫外线（FUV）和X射线。这使得过渡区的辐射传导变得非常复杂。

在此之下，气体压力和流体动力学控制了形状和结构；在这之上，磁力控制了运动和形状的结构，提升不同简化的磁流体动力学。过渡区本身是很难研究的部分，因为他必须以极端复杂的那微-史托克方程式和马克斯威方程来处理。
\subsubsection{氢的游离}
氦的游离是很重要的，因为它是形成日冕很关键的成分：当太阳的温度较低时，氦只是部分被游离（也就是仍保留了两个电子中的一个），物质经由黑体辐射和莱曼连续流对氦的直接耦合，非常有效的被辐射冷却。在这种情况下，支撑色球层顶的平衡温度只有几万K。只要有更多的热量，氦就可以充分的被游离。在这个点上，与氦耦合的莱曼连续流被终止，并且不再能有效的辐射热量。于是温度迅速的跃升至数百万度K－日冕的温度。这种现象称为温度激变，并且是一种相变，类似于水沸腾成为蒸气；事实上，太阳物理学家提到这种过程就以大家熟悉的水蒸发来比喻。同样的，如果日冕的温度只要被微量的降低，物质就会迅速的变冷，经由温度激变下降数十万K，并且被凝聚。过渡区被认为就在或就围绕着温度激变物质的周围。
\subsection{日冕}
日冕(solar corona)层位于过渡区之外，是太阳大气的最外层，厚度达到几百万千米，温度有100万摄氏度，粒子数密度为$10^{15}/m^3$，大量的氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等，由于内部的辐射或者气体对冲，这些带电粒子以极快的速度挣脱太阳的引力束缚射向太阳之外，形成了太阳风，来到地球附近，会被地球磁场阻挡，但是一部分会通过两极地区进入地球，那就是极光了。

日冕有两种组织：平静日冕和冕洞。
\subsubsection{组成}
日冕是太阳大气的最外层，可分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处；中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径，也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕（以上距离均从日心算起）。广义的日冕可包括太阳风所能达到的范围。

日冕温度有100万摄氏度，粒子数密度为$10^{15}/m^3$。在高温下，氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快，以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚，射向太阳的外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层的还要弱。

日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子(等离子体)组成。其物质密度小于$2\times10^{-12}kg/m^3$，温度高达$1.5\sim2.5\times10^6K$。由于日冕的高温低密度，使它的辐射很弱且处于非局部热动平衡状态，除了可见光辐射外，还有射电辐射，X射线，紫外、远紫外辐射和高度电离的离子的发射线(即日冕禁线)。

白光日冕有3个分量：1,K冕。在 2.3太阳半径以内，由自由电子散射光球的连续光谱。2,F冕。在2.3太阳半径以外，起源于黄道面内行星际尘埃粒子散射光球的光，它的光谱中有夫琅和费线，F冕又称为“内黄道光”。3,E冕。又称L冕，是日冕气体离子发射线的光。日冕的磁场强度约1/10000～1/100特斯拉，随距日面距离的增加而减小。
\subsubsection{形状}
日冕的形状同太阳活动有关。在太阳活动极大年，日冕接近圆形，而在太阳宁静年则比较扁，赤道区较为延伸。日冕直径大致等于太阳视圆面直径的1.5～3倍以上。（见日冕周期变化）。
\subsubsection{结构}
日冕的精细结构有：冕流和极羽、冕洞、日冕凝聚区等。日冕的结构一般随时间缓慢地变化。人们认为，观测到的不同结构可能是同一结构在不同时期的表象。
\subsubsection{观测}
日冕辐射的波段范围很广，从X射线、可见光到波长很长的射电波，因此必须采用不同的仪器进行观测。通过X射线或远紫外线照片，可以看到日冕中有大片不规则的暗黑区域，这称为冕洞。

在1931年发明日冕仪以前，人们只能在日全食时观测到日冕，因为它的亮度仅为[[光球]]的百万分之一左右,约相当于满月的亮度。在平时,地面上大气的散射光和观测仪器的散射光，会大大超过日冕本身的亮度而将它淹没。日全食时太阳光球被月球遮住，大气和仪器的散射光随之减弱，这样就能很方便地观测到日冕。尽管日全食的机会不多，天文工作者仍作很大努力把仪器装备运到发生日全食的地点去从事观测，这是因为有一些观测（如验证爱因斯坦相对论和研究外冕等）只能在日全食时进行。

平时要观测日冕，必须使用能最大限度地消除仪器散射光的日冕仪。为了克服大气散射光的影响，必须把日冕仪安置在高山上。不过用日冕仪也只能观测到内冕，而且只能得到白光日冕的部分信息。由于空间探测事业的发展，人们已将日冕仪放在火箭、轨道天文台或天空实验室上进行大气外观测。这样，不仅可以观测日冕的可见光波段，而且可以对紫外、远紫外和X射线辐射进行探测,同时也能在行星际空间对太阳风取样。有几个射电波段的辐射能够透过地球大气层，所以在地面上可用射电望远镜对日冕作常规的观测（见太阳射电）。

1868 年，法国天文学家皮埃尔J．C．詹森在印度对一次日食进行观测时，曾对日冕谱线进行了记录，并将记录寄给了英国天文学家约瑟夫诺曼洛克伊尔，他是一位公认的光谱学专家。通过认真的研究，洛克伊尔认为这些谱线意味着在太阳大气中存在一种未知的新元素，他将其命名为“氦”，这个称谓在希腊语中意思是“太阳”，也就是“太阳中含有的元素”的意思。不过，这论断没过多久就被推翻了。

1895 年，苏格兰化学家威廉姆雷姆塞发现在地球上同样存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一种最先被发现于地球以外的天体上的元素。

1931 年，法国天文学家博纳德弗第南德李奥特发明了日冕仪，这一发明使人们在阳光普照时也能够对日冕产生的光线进行观测。在这一仪器的帮助下，我们最终发现日冕是太阳的一部分。当时，人们在对日冕进行研究时发现，日冕产生的谱线并不属于光谱中的某一范围。

日冕还产生其他一些奇特的谱线，但这并不意味日冕中还存在什么未知的元素。反之，这些谱线说明日冕中所含元素的原子中都含有不同数量的电子，而在高温条件下，某些电子将脱离原子的束缚。1942 年，瑞典物理学家本杰特爱德兰认为日冕中的某些特殊谱线是铁、碳和镍原子在失去电子的情况下产生的。日冕并没有突出的边缘，而是不断延伸，逐渐与整个太阳系融为一体，并在延伸的过程中逐渐减弱，直至对行星的运动无法构成任何可观的影响为止。太阳蕴含的热量将驱使带电粒子沿不同方向向太阳外部迸射，美国物理学家尤金纽曼巴克尔于1959 年时曾经对此做出预言。

1962 年，“水手-2 号”探测器升至太空抵达金星时所探测到的结果验证了这个预言。这种带电粒子的迸射被人们称为“太阳风”，其速度为400—700 公里/秒。“太阳风”的作用使各彗星的尾部均指向背离太阳的方向。同时，构成“太阳风”的带电粒子还会不断撞击各个行星，而且如果行星上具有南北极（正如地球上那样），那么带电粒子将由其北极向南极运动。

\subsubsection{辐射}
日冕的辐射是在非局部热动平衡状态下产生的，有以下几种情况：1,日冕气体中的自由电子散射光球辐射，即白光日冕。2,电子在热运动中同质子、$\alpha$粒子以及各种重离子碰撞时，产生轫致辐射。3,处于亚稳态的离子的禁戒跃迁，是日冕禁线的来源。4,当电子在磁场中运动时，产生回旋加速辐射或同步加速辐射。这种过程对于产生日冕的较长波长（如射电波）的辐射是相当重要的。5,在日冕等离子体的静电振荡和阿尔文波等过程中也产生辐射。

日冕的可见光波段的连续辐射是日冕物质散射光球的连续辐射的结果，因而日冕连续光谱的能量分布与光球很相似。白光日冕的光可分为:K日冕、F日冕、E日冕（有时称L日冕）。太阳光谱的远紫外线和X射线主要是在日冕中产生的。光球温度较低，在这两个波段的辐射远没有日冕强。为了不受光球辐射的干扰，常用远紫外线及X射线这两个波段来拍日冕像。图4表示用X射线拍到的日冕像。把可见波段的单色像同远紫外线和X射线等单色像作比较，便可研究太阳大气不同层次的物理状态（见太阳单色像）。

宁静日冕射电辐射在一些方面与日冕X射线相类似，二者虽然只占太阳总辐射能的很小部分，却能提供相当数量的信息。对于X射线有很大意义的轫致辐射，对射电谱也很重要;用射电波与X射线一样能直接观测日冕的射电辐射而不受光球辐射的干扰。通过光谱分析得出日冕的e="3"<日冕的电子密度和运动温度。
\subsubsection{温度}
日冕的温度非常高，可达200万度。令人不可思议的是，离太阳中心最近的光球，温度是几千度。稍远些的色球，温度从上万度到几万度。而距离太阳中心最远的日冕，温度竟然高达上百万度。这一反常的现象意味着什么，科学家们还未找到合理的解释。冕的温度很高，其数值达百万数量级，这并非臆想，而是以日冕发射的高能量X射线为依据的。不过，这种超高温仅仅集中在日冕的个别原子中。而且这些原子广泛分布于整个日冕中，其热量总和并非高。

观测表明，太阳大气的温度具有反常的分布，即从光球的5,770K慢慢降到光球顶部(光球与色球交界处)的4,600K，然后缓慢上升到光球之上约2,000公里处的几万度，再向上延伸约500公里形成了色球-日冕过渡层，温度陡升至几十万度，到达低日冕区已是百万度以上的高温区了。究竟是什么原因造成这种反常增温，仍是太阳物理学中多年来未解决的最重要问题之一。在过去数十年中对过渡层和日冕反常高温的原因进行了许多研究。声波加热机制、激波加热机制、阿尔文波加热机制、波与粒子的非共振湍动加热机制都曾被提出过，但是这方面的理论研究仍处于探索阶段。
\subsection{日冕洞} 
1970年代的 空间探测器观测发现，日冕中有大片形状不规则的 黑暗区域，称为冕洞。冕洞是日冕的低温、低密度区，大致可分为3种：极区冕洞、孤立冕洞和延伸冕洞。极区冕洞经常存在南北极区，孤立的 中低纬冕洞尺度较小，从极区向赤道发展延伸的 冕洞寿命较长，是高速太阳风的重要源泉。当太阳上有强烈X射线耀斑爆发和日冕物质抛射时，部分强大的 等离子流飞达地球附近，往往引起很大的 磁暴与强烈的 极光，同时也发生电离层骚扰，影响地球短波通讯和卫星 通讯。地球两极则会出现千姿百态的 美丽极光。

2015年1月1日，美国宇航局太阳动力学观测卫星大气成像组件拍摄到了太阳上的一个神秘现象——一片巨大的“黑洞”出现在太阳的南极区域，几乎覆盖了太阳的1/4。科学家表示，这片黑洞是一个巨大的日冕洞，它是太阳日冕层的一块黑暗、低密度区域。在远紫外光的照射下，它看起来黯淡无光，仿佛是深入太阳中心的黑色深渊。

虽然从卫星图像上来看，日冕洞并没有太阳活动，但实际上它释放着猛烈的太阳风暴，并以500英里/秒的速度喷涌太阳粒子，是别处太阳风速度的3倍。科学家仍在研究造成日冕洞的具体原因，但它似乎与磁场活动增强的区域有关。NASA表示，日冕洞是太阳目前最显著的特征之一。NASA还表示，“由于日冕洞位于太阳最南边，太阳风对地球上的人类产生影响的可能性不大。” 

2015年5月，美国宇航局公布太阳表面壮观的日冕环，太阳动力学天文台搭载的大气成像组件负责拍摄太阳大气层。它在不同波段进行拍摄，每十秒钟收集十张不同波长的成像数据，以揭示太阳表面变化和内部变化之间的联系。图中的冕环非常清晰，蓝色区域和黄色区域分别表示磁场的两极，下面还覆盖叠加了日球层磁场观测仪观察到的磁场数据。
\subsection{纳耀斑}
中文名称：纳耀斑；英文名称：nanoflare；其它名称：纤耀斑；

定义1：在日冕中频繁出现的极小爆发，每一个爆发的尺度估计为500km，能量小于$10^{18}$J。

\label{nanoflare2014}
为什么太阳最外侧的大气层（即日冕）温度可以高达上百万摄氏度，要比太阳的表面炽热这么多呢？这个问题已经困扰了天文学家好几十年。2014年10月17日，由美国哈佛－史密松天体物理中心（CfA）的保拉·特斯塔（PaolaTesta）领导的一个团队，提出了破解日冕加热难题的新线索。他们利用最近发射升空的IRIS卫星所作的观测，发现了被称为“纳米耀斑”（nanoflares）的微型太阳耀斑——它们产生的高速电子可能提供了一部分热源，至少在太阳日冕最炽热的某些区域内确实如此。

太阳耀斑是日面某一区域所有波段的光全都突然增强的现象。在耀斑发生时，太阳上的等离子体会在几秒到几分钟内，被加热到上千万摄氏度。耀斑还会加速太阳等离子体中的电子（以及质子），把它们的速度提高到几近光速。这些高能电子与地球相遇时会产生重大影响，导致壮观的极光，还会破坏通讯，干扰GPS信号，损坏电网。

小规模的纳米耀斑，虽然能量级别要比常规太阳耀斑低大约10亿倍，却也能够产生这些高速电子。特斯塔说，“这些纳米耀斑，以及那些可能由它们产生的高能粒子，很难加以研究，因为我们无法直接观测到它们。”

特斯塔及其同事发现，通过观察冕环在日面上的立足点，IRIS提供了一种新的方法，来观测踪迹难寻的纳米耀斑。冕环，顾名思义，就是日冕中由炽热等离子体构成的环圈，它们从太阳表面向外延伸到日冕之中，在紫外和X射线波段发出明亮的光芒。

IRIS并不观测这些冕环中最热的等离子体，后者的温度可以高达数百万摄氏度。相反，它观测的是冕环立足之处温度较低的等离子体（大约1万到10万摄氏度）发出的紫外辐射。就连IRIS也没能直接观测到日冕加热事件，它只观测到了冕环立足之处短暂而又小规模的增亮现象，从而揭露出了日冕加热事件的蛛丝马迹。

利用IRIS对这些立足点增亮现象所作的高分辨率紫外成像及光谱观测，研究团队推断出了高能电子的存在。利用计算机模型，他们模拟了冕环中的等子体对高能电子携带的能量会作何反应。模拟显示，以20\%光速运动的电子最有可能把能量传递给这些等离子体。

IRIS较高的空间、时间和光谱分辨率，对这一发现至关重要。IRIS能够分辨太阳上小到仅有240千米的特征，能够分辨持续仅几秒钟的事件，光谱分辨率则让科学家能够测量每秒移动几千米的等离子体流。

发现与大型耀斑无关的高能电子，这一事实表明，日冕至少有一部分是由纳米耀斑加热的。新的观测，再加上计算机模拟，还帮助天文学家了解了电子如何被加速到这样的量级——这个过程在大量天体物理现象中都起着重要作用，比如宇宙线，再比如超新星遗迹。这些发现还暗示，纳米耀斑虽然能量要比大型太阳耀斑低大约10亿倍，但仍然是一种强有力的天然粒子加速器。

特斯塔说，“就像通常的科学发现一样，这一研究也提出了一系列全新的问题。例如，这些纳米耀斑发生的频率是多少？在没有耀斑爆发的日冕中，高能粒子有多常见？这些纳米耀斑和大型耀斑的物理机制又有什么不同？”

\label{nanoflare2017}
英国《自然·天文学》杂志2017年10月10日在线发表的一篇论文，阐述了太阳大气最外层比太阳表面温度高几千倍的一种原因。该研究在没有表现出喷发活动的太阳活动区上方，探测到了非常热的太阳等离子体，表明其存在纤耀斑，而这可能正是日冕温度的成因。

太阳大气的最外层是日冕，厚度达到几百万千米以上。其比可见的太阳表面（光球层）温度高几百万开氏度。确定这种温度差异的产生机制，以及日冕温度如何变得这样高，正是目前太阳物理学的主要目标之一。

人们已知太阳爆发（耀斑）可以向日冕注入大量能量，但是它们的发生频率并不高，不足以维持其温度。不过，太阳耀斑的频率会随着耀斑能量的下降而升高，因此有人提出，或许大量非常微弱的耀斑（纤耀斑）能够加热日冕。但是直到现在，这些爆发规模都太小，无法用目前的仪器探测到。

在最新研究中，日本宇宙航空研究开发机构的研究人员石川真之介及其同事，分析了聚焦光学X射线太阳能成像（FOXSI-2）探测火箭对太阳活动区的X射线测量结果，他们在没有表现出任何可见耀斑活动的区域发现了能量非常高的X射线，这是等离子体在逾1000万开氏度的温度下被加热的标志。研究团队总结认为，这些被加热的等离子体只可能由纤耀斑活动产生。

这些观察，为未来在核光谱望远镜阵列卫星（NuSTAR）及FOXSI项目中开展更加定向化的X射线观察任务奠定了基础，增加对这些加热事件的观察次数，可以让我们更好地理解纤耀斑在加热日冕中所发挥的作用。

责任编辑：侯茜
\subsection{太阳大气磁场}
太阳磁场是一个巨大的课题，包含了非常多的子课题，这一节就会简要的介绍一下太阳磁场的起源地，以及其向太阳大气的延伸，尤其是日冕。在各种观测中很容易看到磁场的影子，比如说极紫外或者紫外的观测中太阳表面的亮线，等离子体被约束在磁场中并发射出辐射，所以，观测中的亮线表征的就是磁力线：

在磁场的延伸发展过程中非常容易受到磁场的影响，这就是很多太阳活动的起源，日冕的加热，太阳风的发展，耀斑等太阳表面的一些比较剧烈的太阳活动都有可能来自于太阳表面的磁场发展过程中的不稳定因素。关于太阳磁场以及其相关的活动的更详细的讨论在[Howard(1977)]和[Parker (1977)]中有讨论。所以太阳表面的磁场和太阳能量的释放有密切的联系。

因为有太阳对流层的存在，有学者提出太阳上的磁场是由一种叫做磁流体发电机的机制产生的。因为除了对流，太阳还有自转，在比较深的层次，较差自转的现象不是那么明显，但是在表面大气部分，自转的角速度随着纬度深度的变化就非常明显了，这种较差自转和对流运动相互作用产生了最初的磁场。对于太阳表面磁场的产生机制以及其内部的演化过程，还没有很自洽的结论，但是对于太阳大气中的磁场的观测和计算，有以下结论：

1）太阳上磁场的产生是比较连续的，至少在几个世纪以来没有中断过。但是太阳黑子和耀斑确实是曾经出现过几个太阳周期的缺失：[Maunder极小]，说明太阳的磁场活动还有可能存在更长的周期。

2）太阳表面所浮现出来的磁场通量的总和，在1970年代的平均量是1E7Wb/s，在一个太阳周期内，大概浮现出来的磁场总量会有3个数量级的变化。磁场的平均强度也按照相似的数量级变化。

3）这个1E7Wb/s的浮现磁场总通量被不断的确认，有学者猜测：这个磁场是从对流区底部就开始出现了，因为，在太阳大气以下，磁通量管是属于比较轻的成分，所以如果是起源于对流层顶部甚至是光球层之类的，那么就会非常迅速的浮起到表面，就会有非常短的周期，而不是11年。

4）磁场在光球层中聚集成一很小（大约0.3Mm）的小格子，这些小格子延伸到色球层，被色球层中的水平流动聚集在超米粒组织的边缘，形成色球网络。

5）磁力线由光球延伸到色球层再到日冕，磁力线固定在光球层上，所以，太阳大气底部的横向运动会带动固连在其上的磁感线簇进行运动，从而会导致磁力线的扭结，这种扭结的磁力线是非常的不稳定的。

6）[Rosner 1978, Kuperus 1981, Parker 1938] 猜测，从扭缠的磁力线中持续耗散释放出来的自由能很有可能是日冕被加热的重要原因。

7）在日冕中磁场占据主导地位，这里我们有一个量纲性质的定义：$B^2/(2\mu)$ 代表磁压力，这个表达式的单位和压强一样，通常会用热压和磁压的比来定义一个等离子体磁场还是热压强更占有主导地位，实际情况下在日冕中大概热压只有磁压力的1/10到1/10000，热压比磁压在比较低的高度的活动区会尤其地低。

8）活动区内部，磁场浮现的速率会比宁静区域要快很多，就会形成更加致密的磁通量管，有可能耀斑爆发的能量就是通过这种方式进行存贮。

9）对于非常大尺度的情况，磁环或者磁拱会有若干个太阳半径的尺度，这些结构有可能会支持一个稳定的日珥或者暗条，当这些结构变得不稳定的时候，结构的顶端会扩散出去。产生爆发日珥或者是物质抛射。
\subsection{太阳的大气——结构，磁场}
https://baijiahao.baidu.com/s?id=1626150078293476827\&wfr=spider\&for=pc

我们所能接收到的电磁辐射，尤其是低频辐射，绝大部分是来自于太阳大气的，在进一步了解太阳大气发射出怎样的辐射，以及如何发射出这样的辐射之前，需要对太阳大气的具体情况有很详细的了解。
\subsection{太阳大气}
\subsubsection{论太阳大气的温度分布}
https://wenku.baidu.com/view/836899fdf705cc17552709be.html

\subsubsection{谁把太阳大气的温度加热到了上百万度？}
https://www.guokr.com/article/439347/

发布于2014-10-17，本文版权属于果壳网（guokr.com），禁止转载。如有需要，请联系果壳。

艾麦乐
太阳的高层大气温度高达上百万度，远远超出太阳表面区区几千度的温度。图片来源：NASA。

参见\ref{nanoflare2014}

描述这一发现的论文，10月17日发表在《科学》（Science）杂志专注于IRIS发现的特刊上。（编辑：Steed）

编辑来源CfA官网，Tiny"Nanoflares"MightHeattheSun'sCorona

TheEnd
\subsubsection{纤耀斑或是日冕高温成因}
http://www.cas.cn/kj/201710/t20171012_4617314.shtml

2017-10-12来源：科技日报张梦然

参见\ref{nanoflare2017}
\subsubsection{为什么太阳大气层的温度比太阳表面高}
https://baijiahao.baidu.com/s?id=1653251996305877941\&wfr=spider\&for=pc

千千静闻发布时间：2019-12-1818:12

太阳表面的温度大约有5770K（6043摄氏度），但太阳大气层中色球、过渡区和日冕的温度却远高于这个数值。按照常理，应该是太阳内部温度最高，表面低一点，大气层更低。这种反常让人觉得匪夷所思。

新的研究解释了为什么太阳大气层的温度为什么比太阳表明高。
当我们在地球上观察早晨的太阳时，会发现太阳是一个安静的红色圆盘。但其实太阳的表面永远不会静止，在这个以核聚变燃烧的气体圆球表面，持续的超热等离子体流产生了一系列动荡不休的磁场，这些磁场可以相互扭曲和缠绕。这种磁场模式与在地球上观测太阳所得到的数据时不同的。

当太阳自转时，这些看不见的磁力线会断裂并再次结合在一起，爆发出耀斑和等离子风暴。
这种磁力线断裂后重新结合的现象叫做磁力线重联，科学家曾经多次发现太阳磁场出现过磁力线重连，甚至在地球上也发生过这种现象，但我们过去只捕捉到的只是自发重联。
美国宇航局（NASA）太阳动力学观测站的天文学家们首次观测到了由附近一次喷发引发的太阳磁爆炸，这是一次强迫重联，而不是自发的重联。

太阳物质被喷射到太阳大气层的上游，大量的太阳物质被太阳引力捕获后落回到一个磁力线的网中，形成一个清晰的X形状。

来自印度瓦拉纳西印度理工学院（BHU）的太阳科学家阿披实克斯里瓦斯塔瓦（AbhishekSrivastava）说：“这是首次观测到外部驱动力使磁力线重连。”
实验室里的数据表明，离子体具有高度扩散性，很难被控制。所以这次观测到的强迫重连很有意义。

虽然此次磁力线重连发生在太阳表面，但这对理解其他系统可能非常有用。比如地球和行星的磁场、其他磁化等离子体源等等。
太阳表面的温度很高，但太阳的大气层温度是其表明温度的300倍，这让人觉得匪夷所思。

一种理论认为，太阳大气层的温度之所以比太阳表明更高，主要是因为在最外层称为日冕的地方，磁重联现象产生大量的热。
科学家在15年前提出强迫重连假设，直到今天终于观测到实际的证据。
天文学家通过检测多个波长的紫外光，能够计算出喷射出的等离子体在下落前后的温度。这表明太阳物质的喷发在进入日冕前温度相对较低。

太阳物质被喷发到太空中，大约了一个小时才回落到磁力线中，但一旦回落到磁力线中，它的温度就出现了飙升。
这表明，强迫重联不仅能加热太阳物质，而且比自发重联更能控制、更快和更高的方式加热太阳物质。
研究小组在他们的研究报告中写道：“与数值模型相关的观测结果表明，强迫重联可能在太阳日冕中以更高的速率迅速而有效地发生。”

“这一物理过程也可能局部加热日冕，即使没有建立一个显著的自洽扩散区。”
这种磁力线重连加热太阳物质的温度虽然没有太阳耀斑那么突出，但这部分能量仍然足以形成等离子体条纹的外流，太阳物质的喷发消耗了强制磁场重联产生的能量。
科学家认为，其他形式的太阳喷发也可能迫使这种重新连接，他们正在寻找更多的例子，以找出这种现象在太阳上实际发生的频率。
\section{地球的三维结构}
\subsection{热核反应区}
\section{月球}
\subsection{月球地质}
月球地质（geology of the Moon）是研究月球表面特性、物质组成、物理场、地质构造、内部结构和演化历史等问题的学科。
\subsection{学科历史}
月球是离地球最近的天体。自古以来人类就对月球有浓厚的兴趣。1610年,伽利略用望远镜观测月球,指出月面上存在暗色和浅色区域,在望远镜观测的基础上,天文学家编绘了各种形式的月面图。1840年，天文学家拍摄了第一张月球照片。1961～1968年，美国发射的“徘徊者”7号、8号和9号，以及“探测者”1号、3号、5号、6号和7号，对月球的正面和背面进行了普遍的探测和考察，探测内容涉及月表特征、物质组成、月球磁场、重力、宇宙辐射和太阳风对月球表面的作用等，编绘了月质图和构造图。这些探测也为载人登月作了准备。1969～1976年，美国发射的“阿波罗”11号、12号、14号、15号、16号和17号载人登月飞船,以及苏联发射的“月球”16号、20号和24号登月自动站，对月球的不同地区进行了探测和取样,带回来380多公斤的月球样品。对上述探测结果和月球样品的分析研究，加深了人类对月球的认识，把月球地质的研究推向了新的阶段。
\subsection{月貌特征}
月球上是一个无大气、无水、无生命、冷热剧变的寂静世界。根据月面的地形特征（山、海、陆地、溪、谷、沟、湖、湾、沼、丘陵、坑或盆地及辐射纹等）可粗略地划分为3类:即高地（月陆）、月海撞击坑和火山地形。月球上没有水，上述水域的名称是借用地球上的术语。月球的月陆和月海是两个最显著的特征，它们覆盖了月面约4/5的面积,已知的月海有22个。绝大多数分布在月球的向阳面（约占向阳面表面积的30\%），只有 3个月海位于月球的背阳面（约占背阳面表面积的2.5\%）。最大的月海是风暴洋，面积约500万平方公里，其次是雨海、静海、澄海、丰富海等。高出月海的地区称为月陆或高地。月陆地区一般高出月海水准面约2～3公里,上面分布有连续的、险峻的山脉或山系,其高度可达6000米。月球上最大的山脉是亚平宁山脉，长达1000公里，高出月面3000～4000米。月谷多分布于月陆的平坦地区，月溪在月陆和月海中均有发现。月坑中有的比较特殊，具有辐射纹，其中最有代表性的是第谷和哥白尼两个辐射月坑，辐射纹通常是从月坑中心呈放射状向外延伸,第谷月坑的辐射纹特别壮观，共12条,其中最长的达1800公里。关于月海和月坑的成因，大多数学者都主张陨石（或小行星和彗星）撞击说。据计算，雨海可能是由一个直径为20公里的小行星体以 2.5公里/秒的速度轰击月表形成的，即所谓的雨海事件。“阿波罗”14号的登月舱正好在雨海盆地的冲击溅射堆积物上着陆，采集的岩石样品几乎全部由复杂的角砾岩组成并显示明显的冲击和热效应特征，这对雨海盆地的陨石撞击成因说是一个有力的证据。
\subsection{月表组成}
从月球表面采回的样品大致可分为3类:结晶质火成岩；角砾岩；月壤和玻璃颗粒。岩石类型有月海玄武岩、非月海玄武岩和富克里普岩。在月岩中已发现3种地球上没有的新矿物:静海石、铁三斜辉石和低铁假板钛矿。与地球玄武岩相比，月海玄武岩的K2O、Na2O和Al2O3含量较低，FeO和Cr2O3含量较高。月岩不含水,无三价铁，但含金属铁和陨硫铁(FeS)（见月岩和月壤）。斜长岩是月球上的古老岩石，主要由富钙的斜长石组成,含Al2O3约35\%。月壤（直径小于1毫米的颗粒）由不同比例的结晶质岩石、角砾岩碎片、矿物颗粒及玻璃组成。
\subsection{地质作用}
月面地形特征和月球样品物质组成的研究表明，火山及撞击成坑作用，对月表的形貌和月表物质的分布特征起重要作用，太阳风和宇宙线对月表物质起侵蚀作用。陨石体撞击月表时形成撞击坑，并引起基岩破坏、月壤和角砾岩的形成以及月表物质的再分配。月表物质的暴露年龄测定结果表明（见宇宙线暴露年龄）：月壤的平均暴露年龄约为4.00×108年,个别的可达1.700×109年；月岩的暴露年龄范围为 1×106～7.00×108年，绝大部分集中在 2.0×107～2.00×108年之间。在最近3×109年以来,很少或没有火山作用,即没有发现近代的火山活动。
\subsection{内部构造}
月球没有磁场，局部月岩的剩余磁场强度约为6～300纳特,表明月球内部可能无金属核,月球中心的温度不超过1500℃。月震每年释放的能量约为地震释放能量的百万分之一,其震源的深度为800～1000公里。月球是一个分异天体，它的内部构造大致可划分为:0～60公里为月壳；60～500公里为上月幔;500～800公里为中月幔；800～1000公里为月震带,1000～1600公里为下月幔；1600～1738公里（月球中心）为月核。月球深度1000公里以下为软流层，其上为岩石层。
\subsection{地质历史}
依据月球的探测和返回样品研究结果的综合分析，月球的地质演化轮廓可概略叙述如下：

月球大约在46亿年前形成，与太阳系的年龄相一致，月球形成不久分异形成月壳、月幔和月核。大部分月壳可能是在较短的时间（约1亿年）由月球外层 100～300公里的物质熔融形成。形成全月球性的熔融层或岩浆洋大约需要108～2×108年。形成月壳之后月表遭受到频繁的陨石体的强烈撞击,月壳形成后由于地球-月球间的潮汐作用,使月球轨道更加靠近地球,大约在38～43亿年以前,由于小行星或星子的撞击形成月海盆地,之后在31～39亿年以前，由于月球内部深度为150～450公里间物质的部分熔融导致月海玄武岩的喷发并充填月海盆地，约在30亿年以前全月球性的火山作用基本停止，但有些地区的火山作用一直延续到25亿年以前。
\subsection{起源}
有几个假设模型描述月球和地球起源，大部分学者认可碰撞说。

这一假设认为，太阳系演化早期，在太阳系空间曾形成大量的“星子”，先形成了一个相当于地球质量0.14倍的天体星子，星子通过互相碰撞、吸积而长合并形成一个原始地球。这两个天体在各自演化过程中，分别形成了以铁为主的金属核和由硅酸盐构成的幔和壳。由于这两个天体相距不远，因此相遇的机会就很大。

一次偶然的机会，那个小的天体以每秒5千米左右的速度撞向地球。剧烈的碰撞不仅改变了地球的运动状态，使地球的自转轴倾斜，而且还使那个小的天体被撞击破裂，硅酸盐壳和幔受热蒸发，膨胀的气体以极大的速度携带大量粉碎了的尘埃飞离地球。这些飞离地球的物质，主要由碰撞体的幔组成。受到巨大撞击的地球，绝大部分也是地幔和地壳物质受热蒸发，膨胀的气体以极大的速度携带大量粉碎了的尘埃飞离地球。在撞击体破裂时与幔分离的金属核，因受膨胀飞离的气体所阻而减速，大约在4小时内被吸积到地球上。飞离地球的气体和尘埃，并没有完全脱离地球的引力控制，通过相互吸积而结合起来，形成几乎熔融的月球，或者是先形成一个环，在逐渐吸积形成一个部分熔融的大月球。这个版本被普遍认可。

这个模型清晰地解释了，月球的平均成分与地球的平均成分相比较，月球相对贫铁、贫挥发分，月球的密度比地球低。具有地球和月球“基因”对比特征的某些元素的同位素组成，如氧、铬、钛、铁、钨、硅等的同位素组成，月球与地球的测定值在误差范围内相一致，表明月球是地球的“女儿”。45亿年来，地球一直携带着自己的女儿在身边，而月球也一直伴随着自己的母亲，共同经历了45亿年漫长而荒古的年代。
\subsection{月球大气}
由于月球质量小，产生不了足够的引力，不能将气体分子大量吸附在月球的表面，所以月球上并没有大气层。

在很多情况下，月球都被认为是被真空环绕着。与围绕在地球和太阳系内其他的行星的大气层相比，月球的大气层是可以忽略不计的。月球表面的大气层远低于地球海平面大气层密度的百兆分之一($10^{-9}P_a$)。

月球大气其中一个来源是自地壳和地函中的氡和氦的放射性衰变所释放出的气体，另一个重要来源是撞击到月球表面的微陨石、太阳风和阳光，进行已知的溅射过程。溅射释放出的气体不是被月球的重力吸引重新回到风化层，就是因为辐射压而失落置太空中，或如果气体是被电离的，就会被太阳风的磁场扫掠进太空。

白天，在阳光垂直照射的地方，温度高达110～140度C；夜晚没有光照，温度则低至零下130～180度C。昼夜交替之中，这里是烈火与寒冰般的炼狱。巨大的温差与直接照射的太阳辐射和宇宙射线，使这个天体的表面无法像地球一样产生生命。

事实上，月球经常被认为是没有大气层的，被认为是真空环绕着。月球没有像地球大气那样的保护层，月面直接受到流星体的猛烈冲击，因此在一定程序上会影响到月岩的化学成分、岩屑大小、玻璃含量以及再结晶的程序。月球早期广泛发生火山爆发，喷出大量熔浆，从而形成月面熔岩平台。
\subsubsection{成分}
钠和钾元素曾经被地基光谱学的方法检测到，而氡-222和钋-210的同位素曾经从月球探勘者α粒子光谱仪观测的资料中被检测到。氩-40、氦-4、氧和/或CH4、氮气 (N2)和/或CO、和CO2都曾经被阿波罗太空人安置在月球表面的探测器检测到。

已知月球大气层的原子在白天的每立方厘米平均元素丰度如下：
氩：40,000 氦：2,000-40,000 钠：70 钾：17 氢：少于17
这样每立方厘米的原子总数大约是80,000个，略高于存在于水星大气层中的数量，虽然这远超过太阳风每立方厘米只有几颗质子的密度，但与地球的大气层比较仍几乎是真空的。

事实上，月球经常被认为是没有大气层的，因为不能测量出它吸收辐射的参量，没有出现分层与自身的循环，需要不断的再补充在太空中的高流失率 (太阳风和出气不是地球或任何已知稳定大气层的主要成分)。

月球可能也有稀薄的静电悬浮的尘埃，更多和更详细的资讯，请参阅月球尘埃。
\subsection{月球尘埃}
月球尘埃的危害有多大？

火星科普
发布时间：2018-07-0917:02金芒计划签约创作者，优质原创作者

当阿波罗号的宇航员从月球返回时，粘在他们宇航服上的灰尘使他们喉咙疼痛，眼睛流泪。月球尘埃是由尖锐、粗糙和肮脏的粒子构成的，那对人类来说毒性如何呢？

在阿波罗17号任务中，登上月球的12名成员身上都出现了症状，美国宇航局（NASA）宇航员哈里森施密特将其描述为“月球花粉热”。 症状从打喷嚏到鼻塞，在某些情况下，这种反应需要几天时间才能消退。在宇宙飞船内，这种尘埃闻起来像燃烧的火药。

月球尘埃会危及人类健康吗？登月任务留下了这个未解的月球探索问题，它可能会影响人类在太阳系的下一步行动。

来自世界各地的专家参与了一个雄心勃勃的欧洲航天局（ESA）的研究项目，正一起研究月球尘埃相关的问题。加利福尼亚大学的肺部生理学家Kim Prisk有20多年的人类太空飞行经验，也参与了ESA的这项研究，他表示，我们不知道这些灰尘有多危险。这一切实际上是要努力评估所涉及的风险程度。
\subsubsection{讨厌的尘埃}
月球尘埃中含有硅酸盐，这种物质通常存在于具有火山活动的行星体中。地球上的矿工们因吸入硅酸盐而造成肺部红肿发炎，伤痕累累。在月球上，尘埃极其粗糙，以至于它一层层磨掉宇航服靴子，并破坏了阿波罗样品容器的真空密封。

月球尘埃很像粉末，但却如玻璃一样锋利。月球引力是地球上的六分之一，这种低引力可以让微小颗粒悬浮停留更长时间，更深入地渗透到肺中。Kim表示，这就是说小于人类头发50倍的粒子可以在你的肺部停留数月。粒子停留的时间越长，产生毒性作用的几率就越大。

吸入这些尘埃的潜在危害尚不清楚，但研究表明，长期暴露于月球土壤模拟物会破坏肺和脑细胞。
\subsubsection{了解粒子}
在地球上，微粒在多年的风和水的侵蚀下会变得平滑，然而，月球尘埃却不是圆的，而是尖锐和尖刻的。此外，月球没有大气层，并且不断受到来自太阳的辐射轰击，导致土壤带静电。这种电荷非常强烈，以至于尘埃能漂浮在月球表面之上，使其更有可能进入设备和人的肺部。
\subsubsection{满是灰尘的工作场所}
为了测试设备和月球尘埃的行为，ESA将使用从德国一个火山地区开采的模拟月球尘埃进行研究。

利用模拟物进行研究可不是件容易的事。生物学家和研究灰尘中毒的专家Erin Tranfield表示，这种罕见的月球玻璃状物质，使它成为一种特殊的尘埃。他们需要研磨原材料，但这意味着要去除锋利的边缘。

月球土壤也有好的一面。科学顾问Aidan Cowley表示，可以加热它来生产砖块，为宇航员提供庇护。还可以从土壤中提取氧气来维持人类在月球上的任务。

本周ESA将在荷兰的欧洲太空研究技术中心举办一场月球资源研讨会，与此同时，在太空，ESA宇航员Alexander Gerst正在运行气道监测实验来监测引力减少下的肺健康，为可持续回归到太阳系最近的邻居做准备。
\section{宜居外行星列表}
HabitableExoplanetsCatalog

http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog

ThePlanetaryHabitabilityLaboratory(PHL)isaresearchandeducationlaboratorydedicatedtostudiesofthehabitabilityofEarth,theSolarSystem,andexoplanets.Checktheprojectslinkformoredetailsaboutthescientificprojects.Therearealsolinkstoscientificandeducationalmaterials,dataandsoftwaretoolsrelatedtoplanetaryscienceandastrobiologythatmightbeofinteresttoscientists,students,andthegeneralpublic.ThePHLismanagedbytheUniversityofPuertoRicoatArecibo.

行星可居住性实验室（PHL）是一个研究和教育实验室，致力于研究地球、太阳系和系外行星的可居住性。有关科学项目的更多详细信息，请查看项目链接。还有一些与行星科学和天体生物学有关的科学和教育材料、数据和软件工具的链接，科学家、学生和公众可能感兴趣。PHL由位于阿雷西博的波多黎各大学管理。
\section{同位素}
具有相同质子数，不同中子数的同一元素的不同核素互为同位素(Isotope)。

例如：氢有三种同位素，H氕、D氘（又叫重氢）、T氚（又叫超重氢）；碳有多种同位素，12C、13C和14C（有放射性）等。

同位素是同一元素的不同原子，其原子具有相同数目的质子，但中子数目却不同。例如：氕、氘和氚，它们原子核中都有1个质子，但是它们的原子核中却分别有0个中子、1个中子及2个中子，所以它们互为同位素。其中，氕的相对原子质量为1.007947，氘的相对原子质量为2.274246，氚的相对原子质量为3.023548，氘几乎比氕重一倍，而氚则几乎比氕重二倍。

同位素具有相同原子序数的同一化学元素的两种或多种原子之一，在元素周期表上占有同一位置，化学性质几乎相同（氕、氘和氚的性质有些微差异），但原子质量或质量数不同，从而其质谱性质、放射性转变和物理性质（例如在气态下的扩散本领）有所差异。同位素的表示是在该元素符号的左上角注明质量数（例如碳14，一般用14C来表示）。

在自然界中天然存在的同位素称为天然同位素，人工合成的同位素称为人造同位素。如果该同位素是有放射性的话，会被称为放射性同位素。每一种元素都有放射性同位素。有些放射性同位素是自然界中存在的，有些则是用核粒子，如质子、a粒子或中子轰击稳定的核而人为产生的。
\subsection{基本性质}
同位素是具有相同原子序数的同一化学元素的两种或多种原子之一，在元素周期表上占有同一位置，化学行为几乎相同，但原子量或质量数不同，从而其质谱行为、放射性转变和物理性质(例如在气态下的扩散本领)有所差异。同位素的表示是在该元素符号的左上角注明质量数（质子数+中子数），左下角注明质子数。例如碳14，一般用14C而不用C-14。
自然界中许多元素都有同位素。同位素有的是天然存在的，有的是人工制造的，有的有放射性，有的没有放射性。

同一元素的同位素虽然质量数不同，但他们的化学性质基本相同（如：化学反应和离子的形成），物理性质有差异[主要表现在质量上（如：熔点和沸点）]。自然界中，各种同位素的原子个数百分比一定。

同位素是指具有相同核电荷但不同原子质量的原子（核素）。在19世纪末先发现了放射性同位素，随后又发现了天然存在的稳定同位素，并测定了同位素的丰度。大多数天然元素都存在几种稳定的同位素。同种元素的各种同位素质量不同，但化学性质几乎相同。
自19世纪末发现了放射性以后，到20世纪初，人们发现的放射性元素已有30多种，而且证明，有些放射性元素虽然放射性显著不同，但化学性质却完全一样。
\subsection{研究}
1910年英国化学家F.索迪提出了一个假说，化学元素存在着相对原子质量和放射性不同而其他物理化学性质相同的变种，这些变种应处于周期表的同一位置上，称做同位素。不久，就从不同放射性元素（铀和钍等）得到一种铅的相对原子质量是206.08，另一种则是208。1897年英国物理学家J.J.汤姆逊(约瑟夫.约翰.汤姆逊)发现了电子，1912年他改进了测电子的仪器，利用磁场作用，制成了一种磁分离器（质谱仪的前身）。当他用氖气进行测定时，无论氖怎样提纯，在屏上得到的却是两条抛物线，一条代表质量为20的氖，另一条则代表质量为22的氖。这就是第一次发现的稳定同位素，即无放射性的同位素。当F.W.阿斯顿制成第一台质谱仪后，进一步证明，氖确实具有原子质量不同的两种同位素，并从其他70多种元素中发现了200多种同位素。

到目前为止，已发现的元素有109种，只有20种元素未发现稳定的同位素，但所有的元素都有放射性同位素。大多数的天然元素都是由几种同位素组成的混合物，稳定同位素约有300多种，而放射性同位素竟达约2800种以上。

1932年提出原子核的中子——质子理论以后，才进一步弄清，同位素就是一种元素存在着质子数相同而中子数不同的几种原子。由于质子数相同，所以它们的核电荷和核外电子数都是相同的（质子数=核电荷数=核外电子数），并具有相同电子层结构。因此，同位素的化学性质是相同的，但由于它们的中子数不同，这就造成了各原子质量会有所不同，涉及原子核的某些物理性质（如放射性等），也有所不同。一般来说，质子数为偶数的元素，可有较多的稳定同位素，而且通常不少于3个，而质子数为奇数的元素，一般只有一个稳定核素，其稳定同位素从不会多于两个，这是由核子的结合能所决定的。
\subsection{发现意义}
同位素的发现，使人们对原子结构的认识更深一步。这不仅使元素概念有了新的含义，而且使相对原子质量的基准也发生了重大的变革，再一次证明了决定元素化学性质的是质子数（核电荷数），而不是原子质量数。
\subsection{开发应用}
\subsubsection{综述}
许多同位素有重要的用途，例如C-12是作为确定原子量标准的原子；两种H原子是制造氢弹的材料；U-235是制造原子弹的材料和核反应堆的原料。同位素示踪法广泛应用于科学研究（如国防）、工农业生产和医疗技术方面，例如用O标记化合物确证了酯化反应的历程，I用于甲状腺吸碘机能的实验等。
\subsubsection{和平利用核能}
和平利用核能的重要方面，也是核工业为国民经济和人民生活服务的一个重要内容。

1982年，核工业部成立了中国同位素公司，负责组织同位素生产、供应和进出口贸易。中国核学会成立了核农学、核医学、核能动力、辐射工艺、同位素等19个分会。并多次召开各有关专业会议，推广核能、同位素和其他核技术的应用。

我国同位素能生产的品种越来越多，包括放射性药物、各种放射源、氢-3、碳-14等标记化合物、放化制剂和放射免疫分析用的各种试剂盒和稳定同位素及其标记化合物等。同位素的生产单位中中国原子能科学研究院同位素的生产量，就占全国的总量的80\%以上。我国同位素在国内的用户，由过去主要依靠进口，逐步转为大部分由国内生产自给。

随着同位素生产的发展，进一步促进了同位素和其他核技术在许多部门的应用，并取得了明显的经济效益和社会效益。
\subsubsection{农业方面}
农业方面，采用辐射方法或辐射和其他方法相结合，培育出农作物优良品种，使粮食、棉花、大豆等农作物都获得了较大的增产。利用同位素示踪技术研究农药和化肥的合理使用及土壤的改良等，为农业增产提供了新的措施。其他如辐射保藏食品等研究工作，也取得了较大的进展。
\subsubsection{医学方面}
医学方面，全国有上千家医疗单位，在临床上已建立了百多项同位素治疗方法，包括体外照射治疗和体内药物照射治疗。同位素在免疫学、分子生物学、遗传工程研究和发展基础核医学中，也发挥了重要作用。
\subsection{列表}
同位素列表列出了所有已知的化学元素的同位素。

此表由左到右按照原子序数的增长而排列，由上到下依照中子数目由少到多排列。

表格中的颜色表示各个同位素的半衰期（参见图例），表格边缘的颜色表示最稳定的核素的半衰期。
